Evidencias indirectas (II): PSR B1913+16 y las ondas gravitatorias

Siguiendo con el tema del post anterior, voy a describir un experimento que se inició en la década de los 70 del siglo pasado y que resultó una “evidencia indirecta” de las hoy famosísimas ondas gravitatorias.

Los protagonistas de esta historia son dos astrofísicos estadounidenses: Russell A. Hulse y Joseph H. Taylor. El primero era el estudiante de doctorado del segundo cuando en 1974 descubrieron un objeto estelar muy particular usando un radio-telescopio de Arecibo (Puerto Rico) de 305 m de diámetro. Se trataba de un púlsar: el PSR B1913+16.

Un púlsar (contracción de pulsating star) es una estrella de neutrones que rota sobre sí misma y emite pulsos de radiación electromagnética a intervalos extremadamente regulares, del orden de algunos segundos como máximo. Las estrellas de neutrones se forman tras la explosión supernova que sigue al colapso gravitatorio de una estrella supergigante (con una masa entre 10 y 30 masas solares). Con un radio del orden de unos pocos km pueden tener masas de hasta el doble de la del Sol. El colapso queda detenido por la presión que ejerce el hecho de que los neutrones son fermiones y han de satisfacer el principio de exclusión de Pauli. Pero si la densidad está por encima de la que corresponde a los valores de masa y tamaño indicados, el colapso podría continuar hasta dar lugar a un agujero negro. Hoy día se conocen púlsares con períodos de rotación extremadamente pequeños (como el PSR B1937+21, descubierto en 1982 por Don Backer y cuyo período es de tan solo 1.6 ms) o púlsares constituidos por una enana blanca, que giran más lentamente que los formados por estrellas de neutrones (como el púlsar del sistema AR Scorpii, descubierto por Buckley y colaboradores en 2016).

El primer púlsar, el PSR B1919+21, fue descubierto en 1967 por Jocelyn Bell Burnett, que entonces se encontraba realizando su tesis doctoral con Antony Hewish. Este último y Martin Ryle fueron los primeros astrofísicos en ser galardonados con el premio Nobel, lo que ocurrió en 1974. A Hewish la Academia Sueca de las Ciencias le reconocía su papel decisivo en el descubrimiento de los púlsares, pero Bell Burnett fue olvidada, a pesar de que, según parece, Hewish fue muy reticente a la hora de aceptar las evidencias experimentales que ella había acumulado y, de hecho, tuvo que emplearse a fondo para convencer a su supervisor. Se trata de otra de esas historias “curiosas” de la ciencia, pero ahora volvamos con nuestro PSR B1913+16.

Una cuestión que intrigó sobremanera a Hulse y Taylor fue que, en contra de lo que se conocía sobre los diferentes púlsares que habían sido descubiertos hasta entonces, los pulsos de PSR B1913+16 llegaban con una cadencia que no era del todo regular. Observaron que, sistemáticamente, o bien se adelantaban ligeramente o bien sufrían un pequeño retraso y comprobaron enseguida que ese comportamiento presentaba una periodicidad de casi 8 horas. Hulse y Taylor asumieron para explicar sus datos experimentales que, en realidad, el púlsar que habían descubierto formaba parte de un sistema binario. Analizando detalladamente el ritmo de los pulsos detectados determinaron que PSR B1913+16 y su estrella compañera orbitaban alrededor de su centro de masas con un período de rotación de 7.75 horas y que ambos objetos debían tener una masa del orden de 1.4 masas solares. Como no se recibía radiación proveniente de la estrella compañera pensaron que o bien su orientación era tal que impedía la correspondiente emisión hacia la Tierra o bien no era otro púlsar.

Hulse y Taylor recibieron el premio Nobel de física en 1993 “por el descubrimiento de un nuevo tipo de púlsar, un descubrimiento que ha abierto nuevas posibilidades para el estudio de la gravitación.”

Pero ¿por qué nuevas posibilidades? No me voy a arrogar el conocimiento de las razones por las que el comité del Nobel argumentó de esa manera la concesión del premio, pero sí que puedo decir, y ahí entramos, ¡por fin!, en el objeto del post, que este sistema binario permitió por vez primera disponer de una evidencia (por supuesto indirecta) de las famosas ondas gravitatorias que Einstein había predicho tiempo atrás. Tenían entre manos un par de estrellas, rotando una alrededor de la otra. Si las predicciones de las teoría de la Relatividad General eran correctas se estaría emitiendo energía en forma de ondas gravitatorias. Y si eso era así, las trayectorias de las dos estrellas deberían modificarse progresivamente, resultando órbitas espirales que irían confluyendo hasta producir la colisión de los dos objetos.

Para comprobarlo había que hacer un experimento sencillo, pero dilatado en el tiempo: determinar si las modificaciones previstas eran o no ciertas iba a requerir años de observación continuada. Joel M. Weisberg, David J. Nice y el propio Taylor se pusieron manos a la obra y tras más de 30 años de seguimiento obtuvieron los resultados que se muestran en la figura siguiente:

Los resultados sólo puede calificarse como impresionantes. Como puede verse, se va acumulando año tras año una disminución en el período de rotación del sistema respecto del de un sistema que no perdiese energía y esa disminución está en perfecto acuerdo con la predicción que da al respecto la teoría de la Relatividad General. La disminución acumulada es de 75 ms por año y se prevé que las dos estrellas alcancen la coalescencia dentro de unos 300 millones de años.

Ahora que las ondas gravitatorias se han podido detectar directamente, este resultado puede parecer anecdótico pero resulta digna de mención una dedicación tan dilatada en el tiempo obteniendo un dato experimental al año. Todo un dechado de paciencia.

4 Respuestas a “Evidencias indirectas (II): PSR B1913+16 y las ondas gravitatorias

  1. Joer, maestro, se me pasó esta segunda parte. Casi mejor que la primera. Pero tengo un par de cuestiones sobre la figura.

    La primera es que según la figura ese retraso anual no parece tener un valor constante pero en el texto se habla de 75 ms/año. La segunda es que los puntos tengan incertidumbre en el momento de medida y no la tengan en el periodo de rotación, donde serían visibles incertidumbres de 1 s o menos ¿tan precisas pueden ser medidas tan distantes de periodos de rotación de varias horas?

    Gracias por esta miniserie de evidencias indirectas.

  2. Me alegro de que te haya gustado, Manolo.

    Respecto de la primera pregunta, fíjate que lo que se dibuja es el desplazamiento acumulado respecto de la primera medida. En un artículo de Weinberg y Taylor (http://aspbooks.org/custom/publications/paper/328-0025.html)
    hablan de que el “ritmo de decrecimiento del período” (que lo mismo habría sido más claro) es de (2.4056 +/- 0.0051) x 10^12 s/s (que son los aproximadamente 75 ms/año).

    Respecto de la segunda, sólo puedo decirte que ya ves el valor que dan para ese ritmo de decrecimiento con un error relativo de sólo un 0.2%, lo que da una idea de la precisión con la que determinan los valores del período de rotación. Es realmente llamativo como bien dices.

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